近日，国际天文学期刊《天体物理学杂志快报》（The Astrophysical Journal Letters）在线发表了地球与空间科学学院李艳课题组完成的题为《基于金属磷化物的形成解释褐矮星大气中磷化氢的亏损》（“Phosphine Depletion in Brown Dwarf Atmospheres Explained due to Metal Phosphide Formation”）的研究成果。

磷化氢（PH3）是一种高活性的气体分子，在常见的类地行星大气环境中，难以通过非生物过程大量产生。因此，如果在一颗类地行星的大气中探测到丰富的磷化氢，往往提示那里可能存在生命活动，这使得磷化氢成为地外天体探测中极具价值的潜在生物标志物。比如关于金星大气中是否真的存在磷化氢，便是天文学界最激烈的争论之一（Bains et al., Frontiers in Astronomy and Space Sciences 2024）。然而，在那些以氢为主的巨行星和褐矮星（brown dwarf）低温大气中，科学家预测磷化氢是主要的含磷气体。

褐矮星是一类质量介于恒星与行星之间的亚恒星天体（通常为木星质量的13至80倍），因其质量不足以在其核心维持稳定的氢核聚变，又被称为“失败的恒星”。根据热化学平衡模型的计算，在褐矮星表面（即光球层）的温压条件下，磷化氢的丰度应达到光谱可观测的水平。但天文观测却给出了一个令人费解的结果：大多数褐矮星表现出明显的磷化氢亏损，实测丰度显著低于理论预期；与此相反，木星和土星这类巨行星的大气中却富含磷化氢。这表明，我们对这类低温亚恒星天体大气中磷的化学赋存状态认知仍不完整。

最近，天文学家在两颗贫金属的褐矮星（Wolf 1130C和WISE 0855–0714）上探测到了磷化氢，而在富金属的褐矮星中却尚未发现其存在（Burgasser et al., Science 2025; Rowland et al., Astrophysical Journal Letters 2024）。这暗示了褐矮星上可能存在一种受控于金属性的磷化氢封存机制。如果在褐矮星大气中，金属与磷能大量形成金属磷化物等冷凝态物质并沉降，那么磷化氢将有望被这些金属磷化物“困”在深层大气中，进而导致光球层中磷化氢的亏损。

为了验证这一猜想，李艳课题组把矿物化学的研究方法运用到褐矮星上，构建了一套包含金属磷化物的天体化学模型。他们计算了褐矮星大气中常见的7种金属（Na、Mg、Al、K、Ca、Fe、Ni）所形成的27种金属磷化物的生成自由能，并利用标准天体化学模型（FastChem Cond）获得了磷化氢在褐矮星大气中的平衡丰度（图1）。结果发现，在褐矮星典型的温度—压力（P?T）剖面，一旦Fe和Ni与磷结合形成磷化物，就会让大气中的磷化氢含量急剧下降（降低10个数量级以上）。相比之下，Na、Mg、K等主族元素形成的磷化物，对磷化氢的影响则很小，其原因在于化学键的牢固程度。Fe、Ni过渡金属磷化物具有较强的金属键、共价键混合键型，结构相对稳定；而主族元素的磷化物则以离子键为主，稳定性较弱。因此，前者更容易在褐矮星大气中锁定磷元素，使其无法以磷化氢的形式存在。

图1. 有无金属磷化物下预测的PH3平衡丰度对比（[Fe/H]=?0.5）。a：无金属磷化物存在下预测的PH3平衡丰度。b：有金属磷化物存在下预测的PH3平衡丰度

进一步研究发现，决定磷化氢平衡浓度的关键因素有两个：温度和金属性。

1）温度影响下的磷化氢亏损模式受金属及其磷化物的冷凝顺序控制：Fe和Ni磷化物的冷凝曲线位于其金属的冷凝曲线的右侧（图1b），因此在更深层、更热的大气层中，气态的Fe和Ni很容易与磷化氢反应生成金属磷化物（气相均相反应，动力学有利）；而当温度低于金属冷凝曲线时，金属的冷凝相变过程比其磷化物的生成更快、更容易，导致磷化物的形成在动力学上受阻（气固/气液异相反应）。因此，低温天体大气更有利于金属的冷凝，而抑制金属磷化物的形成。

2）金属性是影响磷化氢丰度的另一个关键因素。当金属性从[Fe/H]=0.0降低到?1.0时，金属磷化物的冷凝曲线会整体向低温方向移动（图2）。此时，低金属性大气中的平衡磷化氢浓度显著升高，尤其是在观测到磷化氢的两颗贫金属褐矮星（Wolf 1130C和WISE 0855）的P?T剖面附近（图2c）。这表明低金属性的褐矮星大气有利于磷化氢在高层大气中积累，这在冷且贫金属的褐矮星上最为显著，因为热力学和动力学上都有利于磷化氢的保存。

图2. 不同金属性影响下PH3平衡丰度的对比。a：高金属性（[Fe/H]=0.0）下预测的PH3平衡丰度。b：低金属性（[Fe/H]=?1.0）下预测的PH3平衡丰度。c：[Fe/H]=?1.0相对于[Fe/H]=0.0预测PH3平衡丰度的对数差值

图3. 各类亚恒星天体P?T剖面与Fe/Ni金属磷化物形成区域的关系图

通过将各类亚恒星天体的P?T剖面与Fe/Ni磷化物形成区域进行比对发现（图3），常见褐矮星（Gliese 229B、M型矮星、L型矮星）的P?T剖面均明显穿切Fe/Ni磷化物的形成区域，导致磷被封存在金属磷化物中。类似地，系外巨行星HD 209458b的凌星光谱也未能探测到磷化氢。相比之下，木星和土星的温度较低，其P?T剖面恰好避开了Fe/Ni磷化物的形成区域。这意味着，在木星和土星的大气中，Fe和Ni元素自身的冷凝可能主导了其大气化学过程，从而抑制了金属磷化物的形成。事实上，木星和土星被认为具有由重元素（如Fe、Ni）构成的“核心”，这表明其金属可能被困在深层区域，从而限制了金属磷化物的形成。尽管Wolf 1130C和WISE 0855的深层P?T剖面仍不确定，但其温度水平明显接近木星和土星，这为在这两颗贫金属褐矮星上探测到磷化氢提供了合理的解释。

上述研究表明，以氢为主的亚恒星天体大气中，磷处于气态磷化氢及其冷凝态金属磷化物之间的竞争平衡之中，而天体的金属性和温度则是控制其丰度的关键因素。该研究提出了一种以金属磷化物为主体的褐矮星磷化氢亏损机制，成功解释了近期在两颗寒冷且贫金属的褐矮星中探测到磷化氢的现象，并为预测其他亚恒星天体中磷化氢的丰度提供了重要参考。

地球与空间科学学院博士研究生殷荣章为论文第一作者，李艳为论文通讯作者。参与该工作的作者还有北京大学博雅博士后黎晏彰及麻省理工学院Sara Seager教授。该工作获得国家自然科学基金项目（42550210, 42192502）的资助。

参考文献：

Bains, W., Seager, S., Clements, D. L., Greaves, J. S., Rimmer, P. B., & Petkowski, J. J. (2024). Source of phosphine on Venus—An unsolved problem. Frontiers in Astronomy and Space Sciences, 11, 1372057.

Burgasser, A. J., Gonzales, E. C., Beiler, S. A., Visscher, C., Burningham, B., Mace, G. N., Faherty, J. K., Zhang, Z., Sousa-Silva, C., & Lodieu, N. (2025). Observation of undepleted phosphine in the atmosphere of a low-temperature brown dwarf. Science, eadu0401.

Rowland, M. J., Morley, C. V., Miles, B. E., Suarez, G., Faherty, J. K., Skemer, A. J., Beiler, S. A., Line, M. R., Bjoraker, G. L., Fortney, J. J., Vos, J. M., Alejandro Merchan, S., Marley, M., Burningham, B., Freedman, R., Gharib-Nezhad, E., Batalha, N., Lupu, R., Visscher, C., … Wilson, M. J. (2024). Protosolar D-to-H Abundance and One Part per Billion PH3 in the Coldest Brown Dwarf. The Astrophysical Journal Letters, 977 (2), L49. https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad9744